最初の3回のLIGO / Virgo観測実行とDESILegacySurveyからの重力波イベントを使用したハッブル定数の標準サイレン測定
| Title |
A_standard_siren_measurement_of_the_Hubble_constant_using_gravitational_wave_events_from_the_first_three_LIGO/Virgo_observing_runs_and_the_DESI_Legacy_Survey |
| Authors |
Antonella_Palmese,_Clecio_R._Bom,_Sunil_Mucesh,_William_G._Hartley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06445 |
最初の3回のLIGO/Virgo観測実行中に検出された、十分に局所化された重力波（GW）イベントのサンプルを使用して、ハッブル定数$H_0$に対する新しい制約を暗い標準サイレンとして提示します。暗い標準サイレンの場合、固有のホスト銀河は識別されず、赤方偏移情報は潜在的なホスト銀河の分布から得られます。3番目のLIGO/Virgo観測ラン検出から、非対称質量連星ブラックホールGW190412、信頼性の高いGW候補S191204r、S200129m、およびS200311bgを、分析された暗い標準サイレンのサンプルに追加します。私たちのサンプルには、これまでの上位$20\％$（ローカリゼーションに基づく）のGWイベントと候補が含まれており、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）LegacySurveyによってかなりの範囲がカバーされています。8つのダークサイレンイベントの$H_0$後方を組み合わせて、$H_0=79.8^{+19.1}_{-12.8}〜{\rmkm〜s^{-1}〜Mpc^{-1}}$（$[20,140]〜{\rmkm〜s^{-1}〜Mpc^{-1}}$の間の$H_0$均一の事前の$68\％$最高密度間隔）。この結果は、適切な銀河カタログと組み合わされた8つのよくローカライズされたダークサイレンの組み合わせが、単一の明るいもので競争力のある$H_0$制約（$\sim20\％$対$18\％$の精度）を提供できることを示していますGW170817を使用した標準的なサイレン分析（つまり、電磁対応物を想定）。後部をGW170817からのものと組み合わせると、$H_0=72.77^{+11.0}_{-7.55}〜{\rmkm〜s^{-1}〜Mpc^{-1}}$が得られます。この結果は、宇宙マイクロ波背景放射と超新星の両方からの最近の$H_0$の推定値とほぼ一致しています。
銀河の進化とその放射状プロファイルおよび位相空間分布との接続：IllustrisTNG流体力学的シミュレーションの結果
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Connecting_galaxy_evolution_in_clusters_with_their_radial_profiles_and_phase_space_distribution:_results_from_the_IllustrisTNG_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
Tara_Dacunha,_Matthew_Belyakov,_Susmita_Adhikari,_Tae-hyeon_Shin,_Samuel_Goldstein,_Bhuvnesh_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06499 |
流体力学シミュレーションスイートIllustrisTNG300-1で銀河団の周りの銀河の集団を研究し、観測可能な特性に関するそれらの進化の歴史の特徴を研究します。赤方偏移の範囲$z=0-1$で、さまざまな質量と色の銀河の半径数密度プロファイル、位相空間分布、およびスプラッシュバック半径を測定します。クラスター内の銀河分布を形作る3つの主要な物理的効果は、銀河の消光、角運動量分布、および力学的摩擦です。色と質量の分布にガウス混合モデルを適用することにより、3つの異なる銀河の集団を見つけます。それらは明確な進化の歴史を持っており、クラスターハローの周りの分布に明確な特徴を残しています。低質量の赤い銀河はクラスター内で最も集中した分布と最大のスプラッシュバック半径を示し、高質量の赤い銀河はより集中していない分布と小さなスプラッシュバック半径を示すことがわかります。ほとんどが低質量の赤い集団に急冷する青い銀河は、クラスター内で最も浅い分布を持ち、放射状軌道上の銀河は、中心付近に到達する前に急速に急冷されます。AtacamaCosmologyTelescope（ACT）およびSouthPoleTelescope（SPT）調査のSunyaev-Zeldovich（SZ）クラスター周辺のDarkEnergySurvey（DES）調査の銀河分布との比較は、シミュレーションとデータ間の銀河進化の違いの証拠を示しています。。
異方性宇宙における構造形成：オイラー摂動論
| Title |
Structure_formation_in_an_anisotropic_universe:_Eulerian_perturbation_theory |
| Authors |
Juan_P._Beltr\'an_Almeida,_Josu\'e_Motoa-Manzano,_Jorge_Nore\~na,_Thiago_S._Pereira,_C\'esar_A._Valenzuela-Toledo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06756 |
非相対論的領域で、均質であるが異方性のビアンキI時空背景の周りの宇宙論的摂動の成長についての効果的なオイラー記述を提示します。等方性からのわずかな偏差を想定しています。これは、たとえば暗黒エネルギーの異方性応力によって遅い時間に発生します。したがって、線形暗黒物質密度コントラストの解析解を導き出し、それを形式的な摂動アプローチで使用して、2次（非線形）解を導き出すことができます。ここで従う手順の適用として、パワースペクトルと暗黒物質密度コントラストのバイスペクトルの解析式を導き出します。パワースペクトルは予想どおり四重極補正を受け取り、バイスペクトルはいくつかの角度依存補正を受け取ります。非常に一般的に、CMBデカップリングと今日の間の有限の赤方偏移で構造ピークの成長に対する異方性膨張の後期段階の寄与は、正確な赤方偏移値がモデルに依存することがわかります。
SNIa-シミュレートされたLSST画像からの宇宙論分析結果：差分イメージングからダークエネルギーの制約まで
| Title |
SNIa-Cosmology_Analysis_Results_from_Simulated_LSST_Images:_from_Difference_Imaging_to_Constraints_on_Dark_Energy |
| Authors |
B._S\'anchez,_R._Kessler,_D._Scolnic,_B._Armstrong,_R._Biswas,_J._Bogart,_J._Chiang,_J._Cohen-Tanugi,_D._Fouchez,_Ph._Gris,_K._Heitmann,_R._Hlo\v{z}ek,_S._Jha,_H._Kelly,_S._Liu,_G._Narayan,_B._Racine,_E._Rykoff,_M._Sullivan,_C._Walter,_M._Wood-Vasey,_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration_(DESC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06858 |
VeraRubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）は、1泊あたり${\sim}10^6$の一時的な検出を処理することが期待されています。宇宙論的パラメータと速度を正確に測定するには、検出効率、マグニチュード制限、アーティファクト汚染レベル、および選択と測光のバイアスを理解することが重要です。ここでは、Wide-Fast-Deep（WFD）調査地域のルービン天文台LSSTダークエネルギーサイエンスコラボレーション（DESC）データチャレンジ（DC2）シミュレーションからのシミュレーション画像を使用して、LSST差分画像分析（DIA）パイプラインを厳密にテストします。DC2は、現実的なケイデンス、可変の観測条件、およびCCD画像アーティファクトを含む過渡調査の最初の大規模（300度$^2$）画像シミュレーションです。Ia型超新星（SNIa）の光度曲線からの人工点光源が画像にオーバーレイされた5年間のDC2の${\sim}$15deg$^2$を分析します。信号対雑音比（SNR）の関数として検出効率を測定し、$\rm{SNR}=5.8$で$50\％$の効率を見つけます。各フィルターの大きさの制限は、$u=23.66$、$g=24.69$、$r=24.06$、$i=23.45$、$z=22.54$、$y=21.62$$\rm{mag}$です。。アーティファクトの汚染は、検出の$\sim90\％$であり、$g$バンドの$\sim1000$アーティファクト/deg$^2$に対応し、$y$バンドのdeg$^2$あたり300に低下します。測光には、マグニチュード$19.5<m<23$に対してバイアス$<1\％$があります。シミュレートされた画像に対するDIAのパフォーマンスは、実際の画像に適用されたDarkEnergySurveyパイプラインのパフォーマンスと似ています。また、DC2画像のプロパティを特徴付けて、距離バイアス補正に必要なカタログレベルのシミュレーションを作成します。DC2データと、SNR、赤方偏移、および適合光度曲線特性の分布のシミュレーションとの間に良好な一致が見られます。赤方偏移$z<1$に現実的なSNIa宇宙論分析を適用して、入力宇宙論パラメータを統計的不確実性の範囲内に回復します。
宇宙の大規模構造における原始重力波の特徴
原始重力波から生じる二次エネルギー密度摂動の生成と進化を研究します。このようなテンソルによって引き起こされるスカラーモードは、ほぼ標準的な線形物質の摂動として進化し、宇宙の大規模構造に観測可能な特徴を残す可能性があります。高周波で大きな重力波信号を予測するいくつかの原始モデルの物質パワースペクトルへの痕跡を研究します。この新しいメカニズムは、原則として、物質または銀河のパワースペクトルの特定の特徴を調べることによって、原始重力波を抑制または検出することを可能にし、これまで未踏のスケールの範囲でそれらを精査することを可能にします。
メインベルト彗星からの再発活動（248370）2005 QN173：メインベルト彗星
| Title |
Recurrent_Activity_from_Active_Asteroid_(248370)_2005_QN173:_A_Main-Belt_Comet |
| Authors |
Colin_Orion_Chandler,_Chadwick_A._Trujillo,_Henry_H._Hsieh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06405 |
メインベルト小惑星（248370）2005QN173（433Pとも呼ばれる）のアーカイブ観測を提示します。これは、この最近発見されたアクティブ小惑星（尾または昏睡を示す動的小惑星軌道を持つ物体）が、近くに少なくとも1つの追加の活動の出現を持っていることを示しています。前の軌道の間のペリヘリオン。チリのセロトロロアメリカ大陸間天文台にある4メートルのブランコ望遠鏡のダークエネルギーカメラで2016年7月22日に撮影された画像で、この2番目の活動エポックの証拠を発見しました。この記事の執筆時点で、（248370）2005QN173は、近日点付近で繰り返し活動することが実証されている8番目のアクティブベルト彗星です。私たちの分析によると、（248370）2005QN173は、メインベルト彗星として知られるアクティブな小惑星サブセットのメンバーである可能性があります。太陽系の物体の画像の尾を検出し、通常は観測された尾の方向に関連付けられている計算された反太陽および反運動ベクトルとの一致を定量化する可能性のある活動検出技術「ウェッジ測光」を実装します。アーカイブ観察のカタログと画像ギャラリーを提示します。オブジェクトは、地球から見て太陽の後ろを通過するときにすぐに観測できなくなり、再び見えるようになると（2022年後半）、太陽から3auより遠くになります。私たちの調査結果は、（248370）2005QN173が2.7au（近日点から0.3au）の最も活発な内部であることを示唆しているので、2021年12月までにこの特別な天体を観察して研究することをコミュニティに勧めます。
小石や微惑星から惑星や塵へ：原始惑星系円盤-塵円盤接続
| Title |
From_Pebbles_and_Planetesimals_to_Planets_and_Dust:_the_Protoplanetary_Disk--Debris_Disk_Connection |
| Authors |
Joan_R._Najita,_Scott_J._Kenyon,_and_Benjamin_C._Bromley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06406 |
塵円盤と原始惑星系円盤で観察された顕著なリングの同様の軌道距離と検出率は、これらの構造間の潜在的な接続を示唆しています。小石や微惑星が惑星に成長してほこりっぽい破片を生成する際のリングの進化を追跡する新しい計算を使用して、この関係を調査します。初期の固体質量と微惑星形成効率に応じて、計算は、結果として生じる惑星の質量とそれに伴う破片の特徴についてさまざまな結果を予測します。光度と時間の関数としての塵円盤の発生率と比較すると、モデルの結果は、明るい冷たい塵円盤の既知の集団が、原始惑星系円盤リングと適度な微惑星について推定される（高い）初期質量を持つ固体のリングによって説明できることを示しています微惑星形成の現在の理論と一致する形成効率。これらの結果は、大きな原始惑星系円盤リングが既知の冷たい塵円盤に進化する可能性を裏付けています。大きなリングを持つ原始惑星系円盤と冷たい塵円盤を持つ成熟した星の間の推定される強い進化的関係は、コンパクトな原始惑星系円盤を持つ低質量星の残りの大多数の集団が大きな半径で残留固体の適度な質量だけを残し、主に成熟した星に進化することを意味します30auを超える検出可能な破片なし。ここで概説するアプローチは、観測と固体の詳細な進化モデルを組み合わせることで、ディスク固体のグローバルな進化と、微惑星形成の効率や原始惑星系円盤内の固体の目に見えない貯留層の存在の可能性などの基礎となる物理パラメータをどのように強く制約するかを示しています。
| Title |
Inferring_Shallow_Surfaces_on_sub-Neptune_Exoplanets_with_JWST |
| Authors |
Shang-Min_Tsai,_Hamish_Innes,_Tim_Lichtenberg,_Jake_Taylor,_Matej_Malik,_Katy_Chubb,_and_Raymond_Pierrehumbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06429 |
海王星よりも小さく、地球よりも大きい惑星は、発見された太陽系外惑星の大部分を占めています。H$_2$が豊富な大気を持つものは、大気特性評価の主要なターゲットです。スーパーアースとサブネプチューンの2つの主要なクラス間の移行は、岩の表面が観測にアクセスできない可能性が高いため、明確に理解されていません。いくつかの微量ガス（特にアンモニア（NH$_3$）とシアン化水素（HCN）の損失）の追跡は、浅い表面の存在の代用として提案されています。この作業では、提案された窒素変換のメカニズムを詳細に再検討し、そのタイムスケールが100万年のオーダーであることを確認します。NH$_3$は、星のUV放射とシステムのステージに応じて、N$_2$またはHCNに変換されるデュアルパスを示します。さらに、メタノール（CH$_3$OH）は、浅い表面の堅牢で補完的なプロキシとして識別されます。赤道面上の2D光化学モデル（VULCAN）を使用して、K2-18bの基準例に従います。ゆっくりとした化学進化の結果として、昼間で制御された0.1mbar未満のかなり均一な組成分布が見つかりました。NH$_3$とCH$_3$OHは、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の時代に、サブネプチューンの表面を推測するための最も明確なプロキシであると結論付けられています。
XO-3bのトランジットタイミング変動：離心率の高いホットジュピターの潮汐進化の証拠
| Title |
Transit_Timing_Variation_of_XO-3b:_Evidence_for_Tidal_Evolution_of_Hot_Jupiter_with_High_Eccentricity |
| Authors |
Fan_Yang_and_Xing_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06551 |
星と惑星の潮汐相互作用は、観測されたトランジットタイミング変化（TTV）によってサポートされている、ホットジュピターの軌道移動を説明することができます。TESSモデルのタイミングとアーカイブのタイミングを使用して、XO-3bのTTVを報告します。生のTESS画像から光度曲線を生成するために測光パイプラインを生成し、パイプラインとTESSPDCの違いはタイミング分析では無視できることを確認します。TESSのタイミングは、前のエフェメリスからの予測よりも早く、17.6分（80$\sigma$）のシフトを示します。利用可能なすべてのタイミングに最適な線形フィットにより、ベイズ情報量基準（BIC）値は439になります。2次関数は、BICが56のより良いモデルです。以前のエフェメライズはすべて一定期間を想定しており、BICはより大きくなります。トランジットタイミングをフィッティングするときに最適な線形フィット。二次関数から得られる周期導関数は、軌道あたり-6.2$\times$10$^{-9}$$\pm$2.9$\times$10$^{-10}$であり、軌道減衰のタイムスケール1.4Myrを示します。公転周期の減衰は、潮汐の相互作用によって十分に説明できることがわかります。減衰が原因であると仮定すると、「修正された潮汐品質係数」$Q_{p}'$は1.8$\times$10$^{4}$$\pm$8$\times$10$^{2}$になります。惑星の潮汐;一方、潮汐散逸が主に星にある場合、$Q_{*}'$は1.5$\times$10$^{5}$$\pm$6$\times$10$^{3}$になります。歳差運動モデルとR$\o$mer効果モデルは、通過時間の変動と恒星の伴侶が検出されないため、除外されているようです。異なるモデルを完全に区別するには、トランジットタイミングと視線速度モニタリングの追跡観測が必要であることに注意してください。
不規則な形の小さな小惑星と微惑星の可能な熱進化経路
| Title |
Possible_thermal_evolutionary_pathways_of_irregular_shaped_small_asteroids_and_planetesimals |
| Authors |
Sandeep_Sahijpal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06669 |
初期の太陽系における不規則な形の小さな微惑星の2つの異なる熱進化経路が研究されてきました。2つのS型小惑星のケーススタディを行いました。（243）Idaおよび（951）Gaspra、NASAPlanetaryDataSystemのPhilipStooke小型体3D形状モデルによってアクセスされた正確な物理的寸法に基づいています。2つの小惑星の3D形状モデルは、ガリレオ宇宙船のフライバイミッションに基づいています。小惑星の正確な形状に関する新しい熱進化コードに基づいて、最初の2〜300万年（Myr）以内に付着した小さな惑星体は焼結を経験しましたが、その後に形成された体は、たとえば次のように、未固結のままでした。がれきの山。前者の一連の物体は、星雲の塵が直接凝集することによって形成された可能性があります。一方、瓦礫の山型の小さな惑星体の大部分は、最初に存在していた微惑星の断片化された破片の集合によって後者に降着しました。これらの物体は数千万年にわたって冷却されました。初期の太陽系で時間とともに形成された小さな微惑星の世代は、衝突によって引き起こされた断片化と再降着のために、コンパクトな固結体の集合から瓦礫の山体に進化しました。
31個のホットジュピターの重要なトランジットタイミングオフセット
| Title |
Significant_Transit_Timing_Offsets_of_31_Hot_Jupiters |
| Authors |
Su-Su_Shan,_Fan_Yang,_You-Jun_Lu,_Xing_Wei,_Wen-Wu_Tian,_Hai-Yan_Zhang,_Rui_Guo,_Xiao-Hong_Cui,_Ai-Yuan_Yang,_Bo_Zhang,_and_Ji-Feng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06678 |
正確な通過天体暦は、フォローアップの太陽系外惑星観測の前提として機能します。重要な科学的出力としてのトランジットタイミング変化（TTV）は、惑星の軌道進化を明らかにする可能性があります。TESSからの262個のホットジュピターの通過タイミングをアーカイブエフェメリスと比較し、そのうち31個が有意なTESSタイミングオフセットを持っていることを発見しました。その中で、WASP-161bは-203.7$\pm$4.1分の最も有意なオフセットを示しています。これらのオフセットの中央値は17.8分で、3.4$\sigma$に相当します。この作業でTESSタイミングを提供するTESSObjectsofInterest（TOI）のタイミング精度を評価します。評価は、自己生成パイプラインからTESSトランジットタイミングを導出することによって適用されます。正確なタイミング（1分以内の不確実性）と長いタイミングベースライン（$\sim10$年）に基づいて、以前のエフェメリスを改良および更新します。洗練されたエフェメリスは、2025年まで1.11分、2030年まで1.86分の精度の中央値でトランジットタイミングを提供します。タイミングオフセットが10$\sigma$より大きいすべてのターゲットは、予測よりも早いタイミングを示します。これは、エフェメリスの不確実性を過小評価しているためではありません。、アプシダル精度、またはR$\o$mer効果。これらの効果は符号なしである必要があります。主に過小評価されたエフェメリスの不確実性に起因するタイミングオフセットを考慮します。一部の特定のターゲットでは、タイミングオフセットは潮汐散逸によるものです。XO-3bの暫定TTV（タイミングオフセット$>$10$\sigma$）は、5.8$\pm$0.9$\times$10$^{-9}$の周期導関数を生成します。TTVは、潮汐散逸によって説明される可能性があります。私たちの結果は、以前の研究で報告されたXO-3bの潮汐散逸の直接的な観測サポートを提供します。
小惑星の質量、かさ密度、およびマクロ多孔性（15）エウノミア、（29）アンフィトリテ、（52）エウロパ、および（445）ガイア位置天文学に基づくエドナ
| Title |
Masses,_bulk_densities,_and_macroporosities_of_asteroids_(15)_Eunomia,_(29)_Amphitrite,_(52)_Europa,_and_(445)_Edna_based_on_Gaia_astrometry |
| Authors |
Lauri_Siltala_and_Mikael_Granvik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06700 |
GaiaDataRelease2（DR2）には、14,099個の小惑星のミリ秒精度の位置天文学が含まれています。4つの大きな小惑星の質量を個別に推定することにより、小惑星の質量と軌道の推定を目的として、このデータの実際的な影響を調査します。ガイアの位置天文学および/または地球ベースの位置天文学のさまざまな組み合わせを使用して、推定質量に対するガイアの影響を判断します。推定体積と隕石類似体に関する公開情報を利用することにより、かさ密度とマクロ多孔性の推定値も導き出します。複数のテスト小惑星との複数の同時研究された近接遭遇に基づいてそれらの質量を推定する試みで、小惑星-小惑星近接遭遇を4つの別々の大きな小惑星にモデル化することにより、小惑星の質量と軌道推定にマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）アルゴリズムを適用します。アルゴリズムとデータ処理を検証するために、MCMCアルゴリズムをメインベルト小惑星（367）アミキティアの純粋な軌道決定に適用し、残差を以前に公開されたものと比較します。さらに、（1764）Cogshallとの密接な遭遇に基づいて、ガイア位置天文学のみを使用して（445）Ednaの質量を推定しようとします。（367）アミキティアの軌道の場合、以前に公開された解決策を改善する解決策を見つけます。（445）Ednaの研究は、DR2位置天文学だけでの質量推定は実行不可能であり、意味のある結果を達成するには、他のソースからの位置天文学と組み合わせる必要があることを明らかにしています。DR2と地球ベースの位置天文学を組み合わせると、不確実性が劇的に減少し、ひいては、精度の低い地球ベースの位置天文学のみに基づいて計算された結果と比較して、結果が大幅に改善されることがわかります。
トランジット調査におけるトランジットタイミング変動バイアスの緩和。 I.川：Kepler-1705周辺の一対の共鳴スーパーアースの方法と検出
| Title |
Alleviating_the_transit_timing_variation_bias_in_transit_surveys._I._RIVERS:_Method_and_detection_of_a_pair_of_resonant_super-Earths_around_Kepler-1705 |
| Authors |
A._Leleu,_G._Chatel,_S._Udry,_Y._Alibert,_J.-B._Delisle_and_R._Mardling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06825 |
トランジットタイミング変化法（TTV）は、観測された惑星の質量と離心率に制約を課したり、非トランジットコンパニオンの存在を制約したりできるため、トランジットによって観測されたシステムに役立つ情報を提供できます。ただし、TTVは、軌道が乱されていない場合にBoxedLeastSquareアルゴリズム（BLS）などの標準アルゴリズムによって検出される通過調査での小さな惑星の検出を防ぐことができる検出バイアスとしても機能します。このバイアスは、Kepler、一部のTESSセクター、および今後のPLATOミッションなど、ベースラインが長い調査で特に見られます。ここでは、大型TTVに対してロバストな検出方法を紹介し、Kepler-1705周辺の10時間TTVを備えた共振スーパーアースのペアを回復して確認することにより、その使用法を説明します。この方法は、河川図で低信号対雑音比（S/N）の摂動惑星の軌跡を復元するようにトレーニングされたニューラルネットワークに基づいています。光度曲線をフィッティングすることにより、これらの候補の通過パラメーターを回復します。Kepler-1705bとcの個々の通過S/Nは、TTVが3時間以上の、これまでに知られているすべての惑星の約3分の1であり、これらの小さく動的に活動する惑星の回復の限界を押し広げています。このタイプの天体を回収することは、観測された惑星系の全体像を把握し、太陽系外惑星の個体数の統計的研究ではあまり考慮されていないバイアスを解決するために不可欠です。さらに、TTVは、通過調査によって発見された惑星の内部構造を研究するために不可欠な質量推定値を取得する手段です。最後に、強い軌道摂動のために、Kepler-1705の外側の共鳴惑星のスピンが準同期または超同期のスピン軌道共鳴に閉じ込められている可能性があることを示します。
QSO 1228 +3128の巨大なLy $ \ alpha $星雲における、大量の分子流出と100kpcの拡張コールドハローガス
| Title |
Massive_molecular_outflow_and_100_kpc_extended_cold_halo_gas_in_the_enormous_Ly$\alpha$_nebula_of_QSO_1228+3128 |
| Authors |
Jianrui_Li,_Bjorn_H._C._Emonts,_Zheng_Cai,_J._Xavier_Prochaska,_Ilsang_Yoon,_Matthew_D._Lehnert,_Shiwu_Zhang,_Yunjing_Wu,_Jianan_Li,_Mingyu_Li,_Mark_Lacy,_Montserrat_Villar-Mart\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06409 |
銀河周辺媒体（CGM）と、高$z$での巨大な銀河の恒星成長との関連は、広範囲に及ぶ冷たい分子ガスの特性に依存します。SUPERCOLD-CGM調査（Ly$\alpha$-DetectedCGMでCO/\ci\を明らかにするProtoclusterELANeの調査）の一環として、ラジオラウドQSOQ1228+3128を$z=2.2218$で提示します。巨大なLy$\alpha$星雲に埋め込まれています。CO（4-3）のALMA+ACA観測は、大量の分子流出と、それぞれがM$_{\rmH2}$\の質量を含むCGMの$\sim$100kpcにわたるより拡張された分子ガスリザーバーの両方を明らかにします。$\sim$\、4$-$5\、$\times$\、10$^{10}$M$_{\odot}$。流出と分子CGMは、内部無線ジェットの方向に沿って空間的に整列します。KeckCosmicWebImagerからのQ1228+3128のLy$\alpha$データを再分析した後、拡張COの速度が、Ly$\alpha$星雲から導出された赤方偏移および大規模な流出。Q1228+3128の電波源が分子の流出を促進し、おそらくCGMを濃縮または冷却するシナリオを提案します。さらに、拡張されたCO放出は、拡張されたLy$\alpha$星雲に空間的にほぼ垂直であり、2つの気相が十分に混合されておらず、異なる現象（たとえば、流出と流入）を表している可能性があることを示しています。私たちの結果は、巨大な銀河の初期の進化を推進する予測されたバリオンリサイクルプロセスをサポートする重要な証拠を提供します。
z〜2-3星形成銀河における複数の元素の化学的存在量スケーリング関係
| Title |
Chemical_abundance_scaling_relations_for_multiple_elements_in_z~2-3_star-forming_galaxies |
| Authors |
Allison_L._Strom,_Gwen_C._Rudie,_Charles_C._Steidel,_Ryan_F._Trainor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06410 |
銀河内のガスと星の化学的存在量パターンは、銀河の星形成の歴史と銀河集合の天体物理学の強力なプローブですが、遠方の銀河で自信を持って測定することは困難です。この論文では、個々のz〜2-3銀河からの195個の星形成銀河のサンプルを使用して、星の質量と化学物質濃縮の複数のトレーサー（O、N、Feを含む）との相関関係の最初の測定値を報告します。ケックバリオニック構造調査（KBSS）。銀河の化学的存在量は、高赤方偏移銀河の観測された極端な静止UVおよび静止光学分光特性を調整できる光イオン化モデルを使用して推測されます。サンプルの恒星の質量とO/Hの関係は比較的浅く、散乱が適度に大きく、対応する恒星の質量とFe/Hの関係よりも約0.35dex高くオフセットされていることがわかります。2つの関係の傾きは非常に似ており、20年間の恒星質量で、高レベルのアルファエンハンスメント（太陽のO/Feの約2.2倍のO/Fe）を示しています。恒星の質量とN/Hの関係は、最も急な傾斜と最大の固有散乱を持っています。これは、多くのz〜2銀河が、「一次」から「二次」N生成への遷移の近くまたは過去に観測され、不確実性を反映している可能性があるという事実に起因する可能性があります。まとめると、これらの結果は、z〜2銀河が中間質量星からの実質的な濃縮を見るのに十分古いが、Ia型超新星がそれらの濃縮に大きく寄与する時間がないほど十分に若いことを示唆している。
いて座A *の最初の宇宙VLBI観測
銀河中心の超大質量ブラックホール、いて座A*の最初の地球空間VLBI観測の結果を報告します。これらの観測では、RadioAstronプロジェクトの宇宙望遠鏡Spektr-Rと、波長1.35cmで観測する20個の地上望遠鏡のグローバルネットワークを使用しました。Spektr-Rは、地球の直径の最大3.9倍のベースラインを提供しました。これは、約55マイクロ秒角の角度分解能とソースでの$5.5R_{\rmSch}$の空間分解能に対応します。ここで、$R_{\rmSch}\equiv2GM/c^2$は、SgrA*のシュワルツシルト半径です。短い地上ベースライン測定値（<80M\lambda）は、異方性ガウス画像と一致していますが、中間地上ベースライン測定値（100-250M\lambda）は、SgrA*に永続的な画像下部構造が存在することを確認しています。両方の機能は、イオン化された星間物質での強い散乱に対する理論上の期待と一致しています。これにより、短いベースラインでガウス散乱が広がり、長いベースラインで屈折下部構造が生成されます。より長い地上ベースラインまたは地上空間ベースラインでは、干渉縞は検出されません。宇宙VLBIは、より鋭い角度分解能と、ブラックホールの光子リングなどの主要な重力シグネチャの測定への有望な経路を提供しますが、我々の結果は、SgrA*の宇宙VLBI研究がサブミリ波での高感度観測を必要とすることを示しています。
GTCでのメガラによるAGC198691（レオンチーノ）銀河の新しい洞察
| Title |
A_new_insight_of_AGC198691_(Leoncino)_galaxy_with_MEGARA_at_the_GTC |
| Authors |
E._Carrasco,_M.L._Garc\'ia-Vargas,_A._Gil_de_Paz,_M._Moll\'a,_R._Izazaga-P\'erez,_A._Castillo-Morales,_P._G\'omez-Alvarez,_J._Gallego,_J._Iglesias-P\'aramo,_N._Cardiel,_S._Pascual,_A._P\'erez-Calpena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06484 |
カナリア大望遠鏡のメガラ計器の面分光器で得られた銀河AGC198691（レオンチーノ矮星）付近の低金属量の観測について説明します。観測は、4304〜5198Aおよび6098〜7306Aの波長範囲をカバーし、分解能はR〜6000です。観測された輝線からHII領域の拡張とガス運動学を導き出し、イオン化ガスの2Dマップを示します。最近のガスの流入または流出による金属の損失の証拠は見つかりませんでした。この結果は、この銀河の他の著者によって発見された酸素の存在量と一致するクローズドボックスモデルの予測によって裏付けられており、レオンチーノが本物のXMD銀河であることを示しています。星形成領域の詳細な研究を可能にする空間分解分光法を初めて提示します。PopStar+Cloudyモデルを使用して、輝線スペクトルをシミュレートします。中央の輝線スペクトルは、年齢が約3.5+/-0.5Myrで、恒星の質量が約2000太陽質量の単一の若い電離クラスターによって説明できることがわかります。ただし、[OIII]5007Aの放射状プロファイルと、放出におけるバルマー系列は、星雲の冷却時間に沿って進化する単一クラスターの進化に応答する可能性のある、3.5〜6.5Myrの異なる年齢のクラスターによる光イオン化を要求します（約Leoncinoの金属量での3Myr、Z〜0.0004）またはクラスターの質量分離、両方のシナリオは、バルマー系列の観測された等価幅と一致しています
| Title |
A_black_hole_detected_in_the_young_massive_LMC_cluster_NGC_1850 |
| Authors |
S._Saracino,_S._Kamann,_M._G._Guarcello,_C._Usher,_N._Bastian,_I._Cabrera-Ziri,_M._Gieles,_S._Dreizler,_G._S._Da_Costa,_T.-O._Husser_and_V._H\'enault-Brunet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06506 |
大マゼラン雲の$\sim$100Myr-old大規模クラスターNGC〜1850でブラックホール（NGC1850BH1）が検出されたことを報告します。それは主系列のターンオフ星（4.9$\pm$0.4M${_\odot}$）を持つ連星であり、ロッシュローブを満たし始めて歪んでいます。17エポックのVLT/MUSE観測を使用して、光学バンドでOGLE-IVによって測定された楕円形の変動に関連する、ターゲットの星に関連する300km/sを超える視線速度の変動を検出しました。セミデタッチドシステムの仮定の下で、視線速度と光度曲線の同時モデリングは、バイナリの軌道傾斜角を（$38\pm2$）$^{\circ}$に制約し、見えないものの真の質量をもたらします。$11.1_{-2.4}^{+2.1}$$M_{\odot}$のコンパニオン。これは、若い大規模クラスターのブラックホールの最初の直接動的検出を表しており、高密度環境におけるそのようなコンパクトオブジェクトの初期質量関数と初期の動的進化を研究する可能性を開きます。
双極Hii領域Sh2-106の超音速膨張：3、500年前の爆発？
| Title |
Supersonic_Expansion_of_the_Bipolar_Hii_Region_Sh2-106:_A_3,500_Year-Old_Explosion? |
| Authors |
John_Bally,_Zen_Chia,_Adam_Ginsburg,_Bo_Reipurth,_Kei_E.I._Tanaka,_Hans_Zinnecker,_and_John_Faulhaber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06510 |
双極Hii領域Sh2-106のマルチエポック狭帯域HST画像は、非常に超音速の星雲固有運動を示しています。これは、巨大な若い恒星状天体S106〜IRからの投影距離とともに増加し、約30mas/年（〜150km/s）に達します。D=1.09kpcで）S106〜IRから〜1.4'（0.44pc）の投影距離で。S106〜IRが約3、500年前に$\sim10^{47}$erg爆発を経験したことを提案します。爆発は、大規模な降着バースト、最近の別の星との遭遇、またはS106〜IRの膨張した光球との相互作用の結果である可能性があります。降着率。近赤外画像は、S106〜IRから離れる方向を向いている分子水素放出の指と、イオン化された星雲を取り巻く非対称の光子優勢領域を明らかにします。電波の連続体とブラケットガンマ放射は、プラズマのC字型の曲がりを示しており、S106〜IRの東への動き、または周囲の雲によるプラズマの西への偏向を示しています。Hii領域は、S106〜IRの西にある直径約1'の暗い湾の周りで曲がっており、高密度の分子塊による直接照明から保護されている可能性があります。クラス0ソースS106FIRなどのSh2-106プロトクラスター内の星を動力源とする流出を追跡するハービッグハロー（HH）および分子水素オブジェクト（MHO）について説明します。
イオン化ガス排出量を追跡する乙女座環境調査（VESTIGE）.XII。レンズ状銀河の内部領域におけるイオン化ガス放出
| Title |
A_Virgo_Environmental_Survey_Tracing_Ionised_Gas_Emission_(VESTIGE).XII._Ionised_gas_emission_in_the_inner_regions_of_lenticular_galaxies |
| Authors |
A._Boselli,_M._Fossati,_A._Longobardi,_K._Kianfar,_N.Z._Dametto,_P._Amram,_J.P._Anderson,_P._Andreani,_S._Boissier,_M._Boquien,_V._Buat,_G._Consolandi,_L._Cortese,_P._C\^ot\'e,_J.C._Cuillandre,_L._Ferrarese,_L._Galbany,_G._Gavazzi,_S._Gwyn,_G._Hensler,_J._Hutchings,_E.W._Peng,_J._Postma,_J._Roediger,_Y._Roehlly,_P._Serra,_G._Trinchieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06635 |
CFHTでMegaCamを使用して実施されたおとめ座銀河団のブラインド狭帯域Ha+[NII]イメージング調査であるVESTIGE調査の一環として、内部（数kpc）領域に顕著なイオン化ガス放出機能を備えた8つの巨大なレンズ状銀河を発見しました。。これらの特徴は、冷却流（2ガロン）で観察されるものと同様のイオン化ガスフィラメント、またはサイズが0.7<R（Ha）<2.0kpc（6ガロン）の薄いディスクであるため、恒星ディスクよりも大幅に小さくなります。これらのディスクは、高解像度HST画像の吸収で見られる塵と同様の形態学的特性を持っています。独自の多周波データのセットを使用して、これらの内側の円盤内にあるガスが若い星によって光イオン化され、進行中の星形成を示している一方で、フィラメント構造のガスが衝撃イオン化されていることを示します。これらの円盤は、後期型銀河で観測されたものと同様の星形成表面輝度を持っています。ただし、サイズが小さいため、これらのレンズ状銀河は、乱されていない星形成システムまたは星団形成システムの主系列星の下にあります。光学画像の吸収マップ、バルマーの減少、またはターゲット銀河のUVから遠赤外線へのスペクトルエネルギー分布をフィッティングすることによって推定されたダスト質量を比較することにより、光減衰マップから得られたものが大幅に過小評価されていることを確認します吸収する塵と放出する星の相対的な分布による幾何学的効果のため。また、これらの銀河のガス対ダスト比はG/D〜80であり、これらの円盤内の星形成は、効率が約2.5倍低下したものの、シュミットの関係に従うことも示しました。独自の多周波データのセットを使用して、これらのオブジェクト内のイオン化ガスの考えられる起源について説明します。これは、クラスター内の巨大なレンズ状銀河の複数の複雑な形成シナリオを示唆しています。
オリオン座、シグナスX、おうし座、ペルセウス星形成領域の3次元ダスト密度構造
| Title |
Three-dimensional_dust_density_structure_of_the_Orion,_Cygnus_X,Taurus,_and_Perseus_star-forming_regions |
| Authors |
T._E._Dharmawardena,_C._A._L._Bailer-Jones,_M._Fouesneau,_and_D._Foreman-Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06672 |
星間塵は、吸収と赤化を通じて天文観測に影響を与えますが、この絶滅は、銀河の星間物質を研究するための強力なツールでもあります。天の川の減光と密度の3D再構成は、神の指の効果や負の密度などのアーティファクトに悩まされており、大きな計算コストによって制限されてきました。ここでは、潜在変数ガウス過程と変分推論を使用して天の川の塵の3D消滅密度を導出する新しいアルゴリズムでこれらの問題を克服することを目指しています。私たちのモデルは、非負の密度を維持し、したがってすべての視線に沿って単調に減少しない消滅を維持し、妥当な計算時間内に推論を実行します。光学および近赤外測光から計算された数十万の星の消光と、ガイアパララックスに基づく距離を使用して、アルゴリズムを使用して、オリオン、おうし座、ペルセウス、およびシグナスXの星形成領域の構造を推測します。2D消光マップに重ねられた多くの特徴は、3Dダスト消光密度マップで明確にデブレンドされています。Orionの端に大きなフィラメントがあり、おうし座とペルセウスの領域にあるフィラメントを特定し、CygnusXが1300〜1500pcにあることを示しています。領域のダスト質量を計算し、これらが以前の推定値よりもわずかに高いことを確認しました。これは、入力データが最高のカラム密度をより効果的に回復した結果である可能性があります。予測された絶滅をプランクデータと比較すると、密度とダスト処理の間の既知の関係は、高い絶滅の視線が最も処理された粒子を持っており、密度が含まれている場合、解決された観測に持ちこたえ、それらは以前よりも小さなスケールで存在することがわかります提案されました。これは、分子雲で処理される際のダストのサイズや組成の変化を研究するために使用できます。（要約）
M81のCAHA / PPAK面分光観測-I。核周囲イオン化ガス
| Title |
CAHA/PPAK_Integral-field_Spectroscopic_Observations_of_M81_--_I._Circumnuclear_ionized_gas |
| Authors |
Zongnan_Li,_Zhiyuan_Li,_Ruben_Garcia-Benito,_and_Shuai_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06683 |
近くの銀河の銀河の核周辺環境は、超大質量ブラックホールとそれらのホスト銀河の間の共進化を理解するためのユニークな機会を提供します。ここでは、CAHA3.5m望遠鏡で行われた光学面分光観測に基づいて、最も近いプロトタイプの低光度活動銀河核をホストするM81の中央キロパーセク領域のイオン化ガスの詳細な研究を紹介します。核周囲のイオン化ガスの多くは、$\sim$200pcの明るいコアと、核スパイラルとして知られる周囲のスパイラル状の構造内に集中していることがわかります。イオン化ガスの総質量は$\sim2\times10^5\rm〜M_\odot$と推定されます。これは、共空間的な減光機能によって追跡されるように、この領域の低温ガス質量の数パーセントに相当します。。H$\alpha$および[O\、{\sciii}]ラインでFWHM$>$1000kms$^{-1}$の広い速度成分が、中央の$\sim$50pcで検出されます。核の流出を追跡している。さらに、ディスク面に沿ったバイコニカル流出のもっともらしい特徴は、核から$\sim$120-250pcに対称的に配置された青方偏移/赤方偏移の低速特徴のペアによって示唆されています。[N\、{\scii}]/H$\alpha$と[O\、{\sciii}]/H$\beta$の空間分解線比は、核周辺領域の多くを分類できることを示しています。LINER（低電離核輝線領域）として。ただし、線の強度と線の比率の大幅な空間的変動は、光イオン化の中心的な主要なソースではなく、異なるイオン化/励起メカニズムが同時に機能して、観測された線の特徴を生成していることを強く示唆しています。
CO-CAVITYパイロット調査：ボイド銀河における分子ガスと星形成
| Title |
The_CO-CAVITY_pilot_survey:_molecular_gas_and_star_formation_in_void_galaxies |
| Authors |
J._Dom\'inguez-G\'omez,_U._Lisenfeld,_I._P\'erez,_\'A._R._L\'opez-S\'anchez,_S._Duarte_Puertas,_J._Falc\'on-Barroso,_K._Kreckel,_R._F._Peletier,_T._Ruiz-Lara,_R._van_de_Weygaert,_J._M._van_der_Hulst,_S._Verley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06844 |
ボイド銀河の最初の分子ガス質量調査を紹介します。分子ガスと星形成がどのように関連しているかをよりよく理解するために、これらの新しいデータを、文献からの原子ガス質量と星形成率（$\rmSFR$）のデータとフィラメントや壁の銀河のデータと比較します。大規模な環境。IRAM30m望遠鏡で、ボイド銀河調査（VGS）から選択された20個のボイド銀河のCO（1-0）およびCO（2-1）放出を観測しました。星の質量範囲は、$\rm10^{です。8.5}$から$\rm10^{10.3}M_{\odot}$。少なくとも1つのCOラインで15個のオブジェクトが検出されました。分子ガスの質量（$M_{\rmH_2}$）、星形成効率（$\rmSFE=SFR/M_{\rmH_2}$）、原子ガスの質量、分子から原子へのガスを比較します質量比、およびxCOLDGASSとEDGE-CALIFAから選択された、フィラメントと壁の銀河の2つのコントロールサンプルを使用した、さまざまな星形成活動を考慮したボイド銀河の特定の星形成率（sSFR）。20個のボイド銀河のサンプルの分子ガス質量の結果により、初めて、フィラメントと壁の銀河と統計的に比較することができました。
不安定なニュートラルメディアの存在は、コールドニュートラルメディアのアスペクト比をどのように制限しますか？
非常に薄くて長いコールドニュートラルメディア（CNM）の遍在性は、HIコミュニティの複数の著者によって報告されています。それでも、CNMがいかに長く長くなることができるのかという理由は、まだ議論の余地があります。この論文では、不安定相における圧力の引力の性質による新しいタイプの不安定性を認識します。一般的なCNM環境では約5〜20である相境界での力のバランスを考慮して、平均CNMフィラメントアスペクト比の新しい推定値を提供します。コールドフィラメントのほとんどは、MHD乱流理論によって通常予測されるもの、または観測から推測されるものよりもフィラメント状ではないことを示します。CNMフィラメントの平均長さは、同様の乱流条件を持つ等温MHD乱流の約1/2です。これは、観察で特定された「コールドフィラメント」が圧力平衡にないか、他のメカニズムを介して生成されていない可能性があることを示唆しています。
もはや弾道的ではなく、まだ拡散的ではありません-宇宙線の小規模な異方性の形成
| Title |
No_longer_ballistic,_not_yet_diffusive--the_formation_of_cosmic_ray_small-scale_anisotropies |
| Authors |
Marco_Kuhlen,_Vo_Hong_Minh_Phan,_Philipp_Mertsch_(Aachen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06419 |
TeV-PeV宇宙線の到来方向は、乱流磁場での散乱による方向の等方性により、非常に均一です。標準の拡散モデルには小さな異方性が存在する可能性がありますが、最大の角度スケールでのみ存在します。それでも、IceCubeやHAWCのような高統計観測所は、等方性から小さな角度スケールまでの有意な偏差を発見しました。ここでは、乱流磁場の同じ実現を通してそれらの輸送によって相関する宇宙線のペアを考慮することによって、小規模な異方性の形成を説明します。小規模な異方性の形成は、初期の弾道レジームと後期の拡散レジームの中間の時間スケールで宇宙線が経験する乱流磁場の特定の実現の反映であると主張します。この問題には、2つの異なる方法でアプローチします。最初に、合成乱流でテスト粒子シミュレーションを実行し、現実的な乱流パラメーターを使用して観測のTV剛性を初めてカバーします。次に、最近導入されたミキシングマトリックスアプローチを拡張し、定常状態の角度パワースペクトルを決定します。全体を通して、静磁気のスラブのような乱流を採用しています。広い範囲の剛性にわたって、両方のアプローチで予測された角度パワースペクトルの間に優れた一致が見られます。将来的には、小規模な異方性の測定は、銀河系の近隣の乱流磁場の性質を制約する上で価値があります。
| Title |
The_Gamow_Explorer:_A_gamma-ray_burst_observatory_to_study_the_high_redshift_universe_and_enable_multi-messenger_astrophysics |
| Authors |
N.E._White,_F.E._Bauer,_W._Baumgartner,_M._Bautz,_E._Berger,_S._B._Cenko,_T.-C._Chang,_A._Falcone,_H._Fausey,_C._Feldman,_D._Fox,_O._Fox,_A._Fruchter,_C._Fryer,_G._Ghirlanda,_K._Gorski,_K._Grant,_S._Guiriec,_M._Hart,_D._Hartmann,_J._Hennaw,_D._A._Kann,_D._Kaplan,_J.,_A._Kennea,_D._Kocevski,_C._Kouveliotou,_C._Lawrence,_A._J._Levan,_A._Lidz,_A._Lien,_T.B._Littenberg,_L._Mas-Ribas,_M._Moss,_P._O'Brien,_J._O'Meara,_D.M._Palmer,_D._Pasham,_J._Racusin,_R._Remillard,_O.J._Robertsc,_P._Roming,_M._Rud,_R._Salvaterra,_R._Sambruna,_M._Seiffert,_G._Sun,_N._R._Tanvir,_R._Terrile,_N._Thomas,_A._van_der_Horst,_W.T._Verstrand,_P._Willems,_C._Wilson-Hodge,_E.T._Young,_L._Amati,_E._Bozzo,_O.{\L}._Karczewski,_C._Hernandez-Monteagudo,_R._Rebolo_Lopez,_R._Genova-Santos,_A._Martin,_J._Granota,_P._Bemiaminia,_R._Gila,_et_al._(1_additional_author_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06497 |
ガモフエクスプローラーは、ガンマ線バースト（GRB）を使用して、次のことを行います。1）最初の星が生まれ、銀河が形成され、水素が再電離したときに、高赤方偏移宇宙（z>6）を探査します。2）重力波（GW）イベントに対応する電磁（IR/光学/X線）を迅速に特定することにより、マルチメッセンジャー天体物理学を可能にします。GRBはz〜9まで検出されており、その残光は数日間続く明るいビーコンであり、ホスト銀河と銀河間物質のスペクトルフィンガープリントを観察して、再電離と初期の金属濃縮の期間をマッピングするために使用できます。GamowExplorerは、高zイベントをすばやく識別して、JWSTと大型の地上望遠鏡による追跡観測をトリガーするように最適化されています。広い視野のロブスターアイX線望遠鏡（LEXT）は、GRBを検索し、分単位の精度でそれらを見つけます。GRBが検出されると、急速に旋回する宇宙船は、5つの測光チャネルPhoto-z赤外線望遠鏡（PIRT）をポイントして、100秒以内の高赤方偏移（z>6）の長いGRBを識別し、GRBトリガーから1000秒以内にアラートを送信します。L2軌道は、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）と地上観測所によるフォローアップ用に最適化されたポインティングで、95％を超える観測効率を提供します。予測されるガモフエクスプローラーの高z率は、ニールゲーレルスウィフト天文台の10倍を超えています。機器とミッションの機能により、GWイベントに関連する短いGRBとその残光を迅速に特定することもできます。GamowExplorerは、2021年のNASAMIDEX呼び出しに提案され、承認された場合は2028年に打ち上げられます。
| Title |
Peta-electron_volt_gamma-ray_emission_from_the_Crab_Nebula |
| Authors |
The_LHAASO_Collaboration,_Zhen_Cao,_F._Aharonian,_Q._An,_Axikegu,_L.X._Bai,_Y.X._Bai,_Y.W._Bao,_D.Bastieri,_X.J._Bi,_Y.J._Bi,_H._Cai,_J.T._Cai,_Zhe_Cao,_J._Chang,_J.F._Chang,_B.M._Chen,_E.S._Chen,_J._Chen,_Liang_Chen,_Liang_Chen,_Long_Chen,_M.J._Chen,_M.L._Chen,_Q.H._Chen,_S.H._Chen,_S.Z._Chen,_T.L._Chen,_X.L._Chen,_Y._Chen,_N._Cheng,_Y.D._Cheng,_S.W._Cui,_X.H._Cui,_Y.D._Cui,_B._D'Ettorre_Piazzoli,_B.Z._Dai,_H.L._Dai,_Z.G._Dai,_Danzengluobu,_D._della_Volpe,_X.J._Dong,_K.K._Duan,_J.H._Fan,_Y.Z._Fan,_Z.X._Fan,_J._Fang,_K._Fang,_C.F._Feng,_L._Feng,_S.H._Feng,_Y.L._Feng,_B._Gao,_C.D._Gao,_L.Q._Gao,_Q._Gao,_W._Gao,_M.M._Ge,_L.S._Geng,_G.H._Gong,_Q.B._Gou,_M.H._Gu,_F.L._Guo,_J.G._Guo,_X.L._Guo,_Y.Q._Guo,_Y.Y._Guo,_Y.A._Han,_H.H._He,_H.N._He,_J.C._He,_S.L._He,_X.B._He,_Y._He,_M._Heller,_Y.K._Hor,_et_al._(199_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06545 |
かにパルサーとその周囲の星雲は、相対論的な電子-陽電子風の形成と終了を通じてパルサーの回転エネルギーを動力源としており、この複雑な集合体に関する重要な情報を運ぶ明るいガンマ線源です。$5\times10^{-4}$から$1.1$ペタエレクトロンボルト（PeV）までの30年間のエネルギーの漸進的な急峻化を示すスペクトルで、$\gamma$線の検出を報告します。超高エネルギー光子は、絶対理論限界の15％を超える加速率のPeV電子加速器（ペバトロン）の存在を示します。パルサーの風の終わりにパルス化されていない$\gamma$線が生成されると仮定すると、ペバトロンのサイズを$0.025$から$0.1$pcに制限し、磁場を$\約110\mu$Gに制限します。PeV電子の生成率$2.5\times10^{36}$erg$\rms^{-1}$は、パルサーのスピンダウン光度の0.5％を構成しますが、最高エネルギーの$\gamma$線を生成するためのPeV陽子。
高速電波バーストのバンチによるコヒーレント逆コンプトン散乱
高速ラジオバースト（FRB）の非常に高い輝度温度では、バンチによる粒子放出の協調、または特定のメーザーメカニズムによるプラズマ波モードまたは放射振幅の指数関数的成長のいずれかによって、放出メカニズムが「コヒーレント」である必要があります。バンチングメカニズムは、曲率放射またはサイクロトロン/シンクロトロン放射のコンテキスト内で主に議論されてきました。ここでは、フレアマグネターの磁気圏の内部または外部で動作する可能性のある束状粒子のコヒーレント逆コンプトン散乱（ICS）を呼び出すモデルのファミリーを提案します。フレアイベント中の地殻振動は、マグネター表面近くの低周波電磁波を励起する可能性があります。これらの波のXモードは磁気圏を貫通する可能性があります。磁気圏の内側の電荷が不足している領域または磁気圏の外側の電流シートに集まった相対論的粒子は、これらの低周波を上方散乱させて、FRBに電力を供給するGHz放射を生成します。ICSメカニズムは、曲率放射よりも個々の電子に対してはるかに大きな放出パワーを持っています。これにより、バンチに必要なコヒーレンスの程度が大幅に低下し、曲率放射のコンテキストで発生するバンチングメカニズムに対するいくつかの批判が緩和されます。放射は$\sim100\％$直線偏光であり（円偏光を発生する可能性があります）、各バーストで一定または変化する偏光角を持ちます。このメカニズムは、FRBの繰り返しで一般的に観察されるように、狭帯域スペクトルと周波数ダウンドリフトパターンを説明できます。
超大光度X線源NGC55ULX1のスペクトルおよび時間特性
2013〜2021年に実施された{\itSwift}、{\itXMM-Newton}、および{\itNuSTAR}観測を使用して、超大光度X線源（ULX）NGC〜55〜ULX1のスペクトルおよび時間特性を調査します。。これらの観測では、ソースフラックスは$\sim5-6$の係数で変化し、主にULXの$soft〜ultraluminous$（SUL）状態でソースを識別します。X線スペクトルを黒体（ソフトコンポーネント用）とディスク（ハードコンポーネント用）で構成される2つの熱コンポーネントモデルに適合させます。これらの観測では、ソフトコンポーネントが支配的です。SUL状態のソフトコンポーネントは、超軟X線源と同様の特性を示します。たとえば、黒体コンポーネントの特徴的な半径と温度の間の反相関などです。さらに、X線スペクトルが2熱成分モデルに適合している場合、黒体と内部ディスク温度の間に正の相関関係が観察されます。ソースは、さまざまな強度レベルでの{\itSwift}および{\itXMM-Newton}観測におけるX線フラックスディップのわずかな証拠を示しています。超臨界放射駆動流出メカニズムを呼び出すことにより、ソースの観測されたスペクトルおよび時間特性を説明します。
ジョドレルバンクグリッチカタログ：70パルサーの106個の新しい回転グリッチ
| Title |
The_Jodrell_Bank_Glitch_Catalogue:_106_new_rotational_glitches_in_70_pulsars |
| Authors |
Avishek_Basu,_Benjamin_Shaw,_Danai_Antonopoulou,_Michael_J._Keith,_Andrew_G._Lyne,_Mitchell_B._Mickaliger,_Benjamin_W._Stappers,_Patrick_Weltevrede,_Christine_A._Jordan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06835 |
パルサーグリッチは、中性子星の回転で発生する急速なスピンアップイベントであり、これらの天体の内部の物理学への貴重な調査を提供します。多数のパルサーを長期間監視することで、グリッチの検出とそれらのパラメーターの堅牢な測定が容易になります。JodrellBankのパルサータイミングプログラムは、800を超える無線パルサーを定期的に監視しており、場合によっては、個々のオブジェクトで50年以上のタイミング履歴が蓄積されています。この論文では、2018年末までに観測された70個の電波パルサーで106個の新しいグリッチを示します。これらのパルサーの70％について、報告するイベントは唯一の既知のグリッチです。新しいグリッチごとに、そのエポック、振幅、および星のスピンダウン率に対する検出された変化の測定値を提供します。これらの新しいグリッチをジョドレルバンクグリッチカタログにリストされているものと組み合わせて、178個のパルサーの543個のグリッチの合計サンプルを分析します。2つのガウス成分の混合を使用して、グリッチ振幅とスピンダウン率の変化の分布をモデル化します。グリッチ率と活動のパルサースピンダウン率と特徴的な年齢への既知の依存性を裏付け、若いパルサーはより大きなグリッチを示す傾向があることを示しています。スピンダウン率が$10^{-14}$Hzs$^{-1}$と$10^{-10.5}$Hzs$^{-1}$の間のパルサーは、スピンの平均1.8％の反転を示します-グリッチの結果としてダウン。私たちの結果は、パルサーグリッチの超流動渦のピン止め解除モデルと定性的に一致しています。
中性子星合体の数値相対論シミュレーションと\texttt{SNEC}放射流体力学コードを組み合わせた合成キロノバ光度曲線を計算する方法を開発します。初期条件と境界条件、rプロセス加熱、およびキロノバシミュレーションの不透明度の実装について説明します。エネルギー節約が満たされていることを注意深くチェックし、\texttt{SNEC}の結果を2つの半解析的光度曲線モデルの結果と比較することにより、アプローチを検証します。質量比が異なり（質量が等しい場合と等しくない場合）、マージの結果が異なる（短命と長命の残骸）3つのバイナリのカラー光度曲線の計算にコードを適用します。流体力学的効果、加熱速度の核物理学の不確実性、および合併シミュレーションの期間に対する結果の感度を研究します。また、相対論的ジェットによって流出に発生する可能性のある衝撃の影響についても研究します。私たちのモデルはどれも、GW170817のキロノバであるAT2017gfoと一致しません。これは、合併シミュレーションで起こりうる欠陥と、この作業で採用された球対称性の仮定を超える必要があることを示しています。
| Title |
Multi-band_light_curves_from_eccentric_accreting_supermassive_black_hole_binaries |
| Authors |
John_Ryan_Westernacher-Schneider,_Jonathan_Zrake,_Andrew_MacFadyen,_Zolt\'an_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06882 |
長期の高解像度流体力学シミュレーションを使用して、降着する等質量超大質量ブラックホール（BH）バイナリの周りの熱ディスク放射から多波長光度曲線（LC）を計算し、バイナリの離心率を明らかにすることに焦点を当てます。LCは、断熱状態方程式、局所的な黒体冷却処方、および放射圧の影響を概算するための補正を使用してディスクの熱力学をモデル化することによって取得されます。一般に、光学LCと赤外線LCは互いに同相です（軌道周期の$\sim\、$2\％以内）が、時間領域にパルス下部構造が含まれているため、必ずしもBH降着率$\dotM$。したがって、多波長観測キャンペーンにより、バイナリホスティングAGNが、低エネルギーディスク放射で高度に相関した同相の周期的な輝度変調を示すことが明らかになると予測します。ジェット放出が$\dot{M}$によって予測される場合、サブピーク構造が異なるため、低エネルギーディスク放出との相関が弱いと予測されます。流体力学によるLCの変動が、ディスクマッハ数$\lesssim20$のすべての等質量バイナリのドップラーブライトニングを支配する可能性が高いことを示します。離心率の有望な兆候は、「塊」の周期性が弱いか存在しないことです。$\dot{M}$は、円形バイナリの低エネルギーディスク放出よりも大幅に遅れているが、偏心バイナリでは同相であるというヒントが見つかりました。これは、$\gamma$のない「孤立した」ブレーザーフレアを説明している可能性があります。光線の対応物。
Polstarによる紫外線分光偏光測定：ホットスター磁気圏
| Title |
Ultraviolet_Spectropolarimetry_With_Polstar:_Hot_Star_Magnetospheres |
| Authors |
M._E._Shultz,_R._Casini,_M._C._M._Cheung,_A._David-Uraz,_T._del_Pino_Alem\'an,_C._Erba,_C._P._Folsom,_K._Gayley,_R._Ignace,_Z._Keszthelyi,_O._Kochukhov,_Y._Naz\'e,_C._Neiner,_M._Oksala,_V._Petit,_P._A._Scowen,_N._Sudnik,_A._ud-Doula,_Jorick_S._Vink,_G._A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06434 |
Polstarは、NASAMIDEX宇宙望遠鏡として提案されており、近紫外線での低解像度の線形偏光測定とともに、遠紫外線での高解像度の同時フルストークス分光偏光測定を提供します。このホワイトペーパーでは、この天文台がホットスターの磁気圏の磁気およびプラズマ特性に関する独自の情報を取得するために提供する前例のない機能について説明します。これにより、磁気圏が角運動量を急速に排出するように作用し、それによって星を回転させ、同時に正味の質量損失率を低下させるという基本的な仮説のテストが可能になります。両方の効果は、磁性星と非磁性星の進化に劇的な違いをもたらすと予想されます。
PANCO2：分解された熱SZ観測から圧力プロファイルを測定するための新しいソフトウェア
| Title |
PANCO2:_a_new_software_to_measure_pressure_profiles_from_resolved_thermal_SZ_observations |
| Authors |
Florian_K\'eruzor\'e,_Emmanuel_Artis,_Juan-Fancisco_Mac\'ias-P\'erez,_Fr\'ed\'eric_Mayet,_Miren_Mu\~noz-Echeverr\'ia,_Laurence_Perotto,_Florian_Ruppin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06493 |
私たちは、高角度分解能の熱SZ観測から銀河団の圧力プロファイルの測定を実行するための新しいソフトウェアを開発しました。このコードにより、ユーザーは、点像分布関数（PSF）畳み込み、パイプラインフィルタリング、相関残留ノイズ、点源汚染など、ミリメートル観測のさまざまな機能をフォワードモデリングアプローチで考慮することができます。コードの主な利点の1つは、ビン化されたノンパラメトリック圧力プロファイルを使用できることです。これにより、従来使用されている一般化されたNavarro-Frenk-Whiteプロファイルなどの滑らかな関数よりも優れた圧力特徴の検出が可能になります。もう1つの大きな利点は、ソフトウェアのパフォーマンスであり、MCMCサンプリングを介して、圧力プロファイルと関連する信頼区間を数分という短い時間で抽出できるようになります。コードとその検証を、さまざまな現実的な合成マップ、理想的な球形クラスター、および現実的な流体力学的にシミュレートされたオブジェクトで示します。今後数か月以内にソフトウェアを公開する予定です。
| Title |
Development_of_Superconducting_On-chip_Fourier_Transform_Spectrometers |
| Authors |
R._Basu_Thakur,_A._Steiger,_S._Shu,_F._Faramarzi,_N._Klimovich,_P.K._Day,_E._Shirokoff,_P.D._Mauskopf,_P.S._Barry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06558 |
超伝導オンチップフーリエ変換分光計（SOFTS）は、広帯域でコンパクトな電子干渉計です。SOFTSは非常にコンパクトであるため、標準のアンテナ結合検出器アーキテクチャに適合します。SOFTSは、サブミリメートルの科学を強化するキロピクセルの分光イメージング焦点面を可能にします。特にクラスター天体物理学/宇宙論、CMB-科学および線強度マッピング。この手順では、KaおよびWバンド用のSOFTSのRFオンチップアーキテクチャの開発、設計、およびベンチマークについて詳しく説明します。
高精度放射状速度測定としての高密度瞳孔分光器：宇宙の膨張履歴の直接測定から近くの居住可能な惑星候補の特性評価まで
| Title |
Densified_pupil_spectrograph_as_high-precision_radial_velocimetry:_From_direct_measurement_of_the_Universe's_expansion_history_to_characterization_of_nearby_habitable_planet_candidates |
| Authors |
Taro_Matsuo,_Thomas_P._Greene,_Mahdi_Qezlou,_Simeon_Bird,_Kiyotomo_Ichiki,_Yuka_Fujii,_Tomoyasu_Yamamuro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06766 |
宇宙の膨張履歴を直接測定し、太陽型の星の周りのハビタブルゾーンで地球型惑星を探すには、10年以上にわたって非常に高精度の視線速度測定が必要です。この研究は、宇宙からの高精度の視線速度測定を可能にするためのアプローチを提案します。このコンセプトは、高分散の高密度瞳孔分光器と新しい望遠鏡の見通し内モニターの組み合わせを示しています。視線速度測定の精度は、分光光度法の精度と記録されたスペクトルの吸収線の品質を組み合わせることによって決定されます。したがって、安定した分光法を実行するために提案された高分散高密度瞳孔分光器は、高精度の視線速度測定に利用することができます。望遠鏡の見通し内モニターを含む概念は、10年にわたる望遠鏡の見通し内の変化を最小限に抑えるために開発されました。このモニターは、高密度化された瞳孔スペクトルが記録されるときにエアリーディスクに大きな影響を与えることなく、長期の望遠鏡ドリフトの正確な測定を可能にします。2つのエポックでの視線の残留オフセットによって引き起こされる視線速度測定の不確実性を分析的に導き出します。誤差は約1$cm/s$まで減少する可能性があり、精度は別の要因（波長校正の不確かさなど）によって制限されることがわかりました。高精度の分光光度法と高スペクトル分解能の組み合わせは、後期型の星を周回する近くの非通過居住可能な惑星候補の特性評価に向けた新しい道を開く可能性があります。宇宙論と太陽系外惑星科学のための2つのシンプルでコンパクトな高分散高密度瞳孔分光器の設計を提示します。
ガイアとの大規模な主系列星の仲間との位置天文ブラックホール連星の発見
| Title |
Uncovering_astrometric_black_hole_binaries_with_massive_main-sequence_companions_with_Gaia |
| Authors |
S._Janssens,_T._Shenar,_H._Sana,_S._Faigler,_N._Langer,_P._Marchant,_T._Mazeh,_C._Sch\"urmann,_and_S._Shahaf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06427 |
コンパクトオブジェクトの捜索が始まっています。コンパクトオブジェクトを備えためったに見られない大規模なバイナリは、コンパクトオブジェクトのマージに向けた進化の重要なフェーズです。ガイアデータリリース3（DR3）では、バイナリソース用の最初のガイア位置天文軌道ソリューションが利用可能になります。大規模な主系列の矮星コンパニオン（OB+BHバイナリ）を持つブラックホール（BH）が、DR3および名目上の5年間のミッション（DR4）の終わりにバイナリとして検出されると予想される数を調査します。識別可能なOB+BHバイナリの割合を推定し、両方のコンポーネントの質量の分布と公転周期について説明します。さまざまなBH形成シナリオの影響を調査します。直接崩壊し、BH形成時にキックがないことを前提とする、大規模な星の種族に合わせたモデルを使用して（基準の場合）、ガイアがバイナリとして検出するOB+BHシステムの割合を推定します。2番目のAlmaLuminousStarカタログ（ALSII）の距離分布に準拠した距離分布が想定されています。位置天文データに基づく方法を使用して、バイナリとして検出されたシステムのうち、OB+BHバイナリとして識別できるシステムの数を調査します。基準の場合、ALSIIのOB+BHバイナリの77％がDR3のバイナリとして検出され、そのうち89％がOB+BHバイナリとして識別できると控えめに見積もっています。これにより、合計で約190のOB+BHバイナリが生成され、OB+BHバイナリの既知のサンプルが20倍に増加し、長周期バイナリの未知のパラメータ空間をカバーします。識別可能なOB+BH集団のサイズと特性には、BH形成の理解を深めるための重要な観察上の制約が含まれます。DR4では、検出された割合が85％に増加し、そのうち82％が識別可能になります。したがって、追加の最大5つのシステムを特定できます。これらのシステムは、非常に短い期間または長い期間のいずれかであると予想されます。さまざまなBH形成シナリオでは、割合が小さくなります。（切り捨て）
Type Ib SN2019yvrの環境分析と膨張した連星コンパニオンの存在の可能性
| Title |
An_environment_analysis_of_the_Type_Ib_SN_2019yvr_and_the_possible_presence_of_an_inflated_binary_companion |
| Authors |
Ning-Chen_Sun,_Justyn_R._Maund,_Paul_A._Crowther,_Ryosuke_Hirai,_Amir_Kashapov,_Ji-Feng_Liu,_Liang-Duan_Liu,_and_Emmanouil_Zapartas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06471 |
SN2019yvrは、その前駆体（システム）を直接検出する2番目のタイプIb超新星（SN）です。ただし、爆発前のソースのスペクトルエネルギー分布（SED）は、予想されるヘリウム星の前駆体よりもはるかに冷たく、明るすぎるように見えます。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）画像とMUSE面分光法（IFU）分光法を使用すると、SN環境には星形成の3つのエピソードが含まれていることがわかります。噴出物の質量が小さいことは、SN前駆体が最も古い集団に由来する可能性が最も高いことを示唆しており、初期質量は10.4$^{+1.5}_{-1.3}$$M_\odot$に相当します。爆発前のSEDは、2つのコンポーネントで再現できます。1つはホットでコンパクトなSN前駆細胞用で、もう1つは明るさを支配するクールで膨張した黄色極超巨星（YHG）コンパニオン用です。したがって、SN2019yvrは、爆発前の画像で前駆体のバイナリコンパニオンが直接検出された最初のタイプIb/cSNである可能性があります。低前駆体の質量とYHGコンパニオンの両方が、進化の過程で重要なバイナリ相互作用を示唆しています。SN2014Cと同様に、SN2019yvrは、タイプIbからタイプIInへの変態を示し、150日を超える水素に富む星周物質（CSM）との相互作用の兆候を示しています。私たちの結果は、コア崩壊SN前駆体の低質量端にある水素の少ない星の重要なプロセスとして、強化されたSN前の質量損失をサポートしています。
発光中のNLTE線の分光偏光測定からのHD58260の半径方向磁場勾配の直接観察
| Title |
Direct_observation_of_the_radial_magnetic_field_gradient_in_HD58260_from_spectropolarimetry_of_NLTE_lines_in_emission |
| Authors |
Marina_Giarrusso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06472 |
星には疑いの余地のない磁場が存在するため、恒星大気の構造におけるそれらの役割は長い間推測の対象となってきました。この議論への私たちの貢献では、主系列星のB型磁気星であるHD58260の大気中の高度に伴う磁場の半径方向成分の減少の分光偏光学的証拠を提示します。外気の放出における金属線のストークスVプロファイルは、内層からの吸収線からの3倍弱い磁場の証拠であることを示します。磁気勾配ポンピングメカニズムによるエネルギー粒子の余分な流れは、このクラスの星を取り巻く磁気圏の起源であり、観測された高エネルギー現象に基づいている可能性があります。また、初期型の星の表面磁場を測定するのに役立つ一連のスペクトル線をリストします。
カーネギー超新星プロジェクトからのII型超新星-I。 I.uBgVriYJH測光を使用した74SNeIIのボロメータ光度曲線
| Title |
Type_II_supernovae_from_the_Carnegie_Supernova_Project-I._I._Bolometric_light_curves_of_74_SNe_II_using_uBgVriYJH_photometry |
| Authors |
L._Martinez,_M._C._Bersten,_J._P._Anderson,_M._Hamuy,_S._Gonz\'alez-Gait\'an,_M._Stritzinger,_M._M._Phillips,_C._P._Guti\'errez,_C._Burns,_C._Contreras,_T._de_Jaeger,_K._Ertini,_G._Folatelli,_F._F\"orster,_L._Galbany,_P._Hoeflich,_E._Y._Hsiao,_N._Morrell,_M._Orellana,_P._J._Pessi,_N._B._Suntzeff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06519 |
本研究は、カーネギー超新星プロジェクト-IからのII型超新星（SNe〜II）を特徴づけて、前駆体と爆発特性の観点からそれらの多様性を理解する一連の3つの論文の最初のものです。この最初の論文では、74SNe〜IIのボロメータ光度曲線を示します。ボロメータ光度を計算する方法の概要を説明します。これは、多数の測光バンド（$uBgVriYJH$）で観測されたフラックスの統合と、短波長および長波長での観測されていないフラックスを説明するための黒体（BB）外挿で構成されます。BBフィットは、ラインブランケット効果が現れた場合を除いて、利用可能なすべてのブロードバンドデータを使用して実行されました。ラインブランケットの影響を受ける$r$より青い測光バンドはフィットから削除されました。これにより、近赤外線（NIR）観測は、赤外線への信頼できるBB外挿を推定するために非常に重要になります。NIRデータなしのBBフィットは、著しく異なるボロメータ光度曲線を生成するため、データをモデル化すると、SN〜II前駆細胞と爆発特性の推定値が異なります。NIR観測の欠如に対処するための2つの方法を提示します：（a）光学色を使用してNIRの大きさを推定できる色と色の関係、および（b）観測されたSN〜II色の関数としての放射補正の新しい処方。74個のSN〜IIボロメータ光度曲線を使用して、いくつかの観測されたパラメータに基づいて、それらの特性の完全な特性を提供します。さまざまなエポックでのマグニチュード、および進化のさまざまなフェーズの期間と減少率を測定しました。光度曲線パラメータ分布の分析が実行され、光学光度曲線を使用した以前の分析と一致する、観測されたパラメータの広い範囲と連続シーケンスが見つかりました。
| Title |
Type_II_supernovae_from_the_Carnegie_Supernova_Project-I._II._Physical_parameter_distributions_from_hydrodynamical_modelling |
| Authors |
L._Martinez,_M._C._Bersten,_J._P._Anderson,_M._Hamuy,_S._Gonz\'alez-Gait\'an,_F._F\"orster,_M._Orellana,_M._Stritzinger,_M._M._Phillips,_C._P._Guti\'errez,_C._Burns,_C._Contreras,_T._de_Jaeger,_K._Ertini,_G._Folatelli,_L._Galbany,_P._Hoeflich,_E._Y._Hsiao,_N._Morrell,_P._J._Pessi,_N._B._Suntzeff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06529 |
超新星をそれらの前駆体にリンクすることは、それらの観測された違いの物理的起源の理解を深めると同時に、恒星進化論をテストするための強力な方法です。SNeIIを特徴づけてその多様性を理解する、一連の3つの論文のこの2番目の研究では、前駆体の特性（初期質量と噴出物の質量、および半径）、爆発エネルギー、$^{56}$Niの質量、およびその程度を導き出します。SNeIIの大規模なサンプルのエジェクタ内での混合。このデータセットは、CarnegieSupernovaProject-Iによって取得されたものであり、それらの光学およびNIR光度曲線の高いケイデンスと、均一に観測および処理された光学スペクトルを特徴としています。流体力学的モデルの大きなグリッドとMCMC法に基づくフィッティング手順を使用して、53SNeIIのボロメータ光度曲線と光球速度の変化をフィッティングしました。7.9から14.8$M_{\odot}$の噴出物の質量、0.15から1.40の敵の爆発エネルギー、0.006から0.069$M_{\odot}$の$^{56}$Niの質量を推測します。十分にサンプリングされたボロメータ光度曲線と膨張速度を使用して、24〜SNeのサブセット（「ゴールドサンプル」）を定義します。これにより、結果がより堅牢であると見なされます。金のサンプル（$\sim$88％）のほとんどのSNe〜IIは、ゼロエイジの主系列質量が低い（9-12$M_{\odot}$）。金サンプルの初期質量分布のモデリングでは、質量の上限が21.3$^{+3.8}_{-0.4}$$M_{\odot}$であり、Salpeterの質量分布よりもはるかに急な分布になります。スターIMF。このIMFの非互換性は、標準的な恒星進化論を想定した場合に見つかった多数の低質量前駆体によるものです。これは、高質量の前駆細胞が、予想よりも多くの質量を生涯にわたって失うことを意味している可能性があります。ただし、この仮説をテストするには、すべての恒星進化の仮定をより深く分析する必要があります。
PLATOミッションのコアプログラムで恒星の存在量と大気パラメータを決定するためのSAPPパイプライン
| Title |
The_SAPP_pipeline_for_the_determination_of_stellar_abundances_and_atmospheric_parameters_of_stars_in_the_core_program_of_the_PLATO_mission |
| Authors |
Matthew_Raymond_Gent,_Maria_Bergemann,_Aldo_Serenelli,_Luca_Casagrande,_Jeffrey_M._Gerber,_Ulrike_Heiter,_Mikhail_Kovalev,_Thierry_Morel,_Nicolas_Nardetto,_Vardan_Adibekyan,_V\'ictor_Silva_Aguirre,_Martin_Asplund,_Kevin_Belkacem,_Carlos_del_Burgo,_Lionel_Bigot,_Andrea_Chiavassa,_Luisa_Fernanda_Rodr\'iguez_D\'iaz,_Marie-Jo_Goupil,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Denis_Mourard,_Thibault_Merle,_Szabolcs_M\'esz\'aros,_Douglas_J._Marshall,_Rhita-Maria_Ouazzani,_Bertrand_Plez,_Daniel_Reese,_Regner_Trampedach,_and_Maria_Tsantaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06666 |
{プラトン宇宙ミッションのコアプログラム内で観測された星のパラメータを決定するために使用されるコードのプロトタイプであるSAPP（ステラルーメンと大気パラメータパイプライン）を紹介します。パイプラインはベイズ推定に基づいており、有効温度、表面重力、金属量、化学物質の存在量、および光度を提供します。より一般的なバージョンのコードは、はるかに幅広いアプリケーションを持つことができます。また、星の質量、年齢、半径を提供することもでき、赤色巨星など、PLATOコアプログラムの対象とならない恒星タイプの星に使用することもできます。19個のFGKタイプの矮星、6個のGKタイプのサブ巨星、および2個の赤色巨星を含む27個のベンチマーク星のセットでコードを検証します。私たちの結果は、さまざまな観測量を組み合わせることは、異なるパラメーター間の縮退を打破し、恒星パラメーターのより正確な値とより現実的な不確実性をもたらすため、最適なアプローチであることを示唆しています。PLATOコアサンプルの場合、T_{eff}の場合は27（\rm{syst。}）\pm37（\rm{stat。}）K、\log{g}の場合は0.00\pm0.01dexの一般的な不確実性が得られます。、0.02\pm0.02dex（金属量[Fe/H]）、-0.01\pm0.03\rsun（半径）、-0.01\pm0.05\msun（恒星の質量）、-0.14\pm0.63Gyrs（年齢）。また、\nu_{max}スケーリング関係と恒星スペクトルを組み合わせることで最良の結果が得られることも示しています。これにより、F型星にとって特に重要な縮退の悪名高い問題が解決されます。
| Title |
Topological_Quantification_of_the_"Anemone"_(Branching)_Solar_Flares |
| Authors |
Evgeny_V._Zhuzhoma,_Vladislav_S._Medvedev,_Yurii_V._Dumin,_Boris_V._Somov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06730 |
いわゆる「アネモネ」太陽フレアは興味深いタイプの宇宙プラズマ現象であり、磁場の複数のヌルポイントが互いに接続され、セパレーターによって磁気源と接続され、それによって複雑な分岐構成が生成されます。ここでは、力学系の方法とモース・スメール理論を使用して、ヌル点の数と上記の構造の任意の配置を持つさまざまな種類のソースとの間のいくつかの普遍的な位相関係を導き出します。このような関係は、すでに観測されているアネモネフレアの定量化と、複雑な磁気構成での新しいフレアの予測の両方に役立つツールになります。
恒星風の回転変調によるウォルフ・ライエ星の固有分極
| Title |
Intrinsic_polarization_of_Wolf-Rayet_stars_due_to_the_rotational_modulation_of_the_stellar_wind |
| Authors |
S._Abdellaoui,_J._Krti\v{c}ka,_P._Kurf\"urst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06785 |
高速回転するウォルフ・ライエ星は、長時間のガンマ線バーストの前駆細胞であると予想されます。ただし、このモデルの観測テストには問題があります。ウォルフ・ライエ星のスペクトル線は恒星風の拡大に由来するため、それらの回転速度の信頼できる分光学的決定は困難です。恒星風の回転変調によるウォルフ・ライエ星の固有の分極は、これらの星の回転速度を決定するための間接的な方法を提供するかもしれません。ただし、この目的には詳細な風モデルが必要です。回転速度の関数として、流体力学的風モデルからウォルフ・ライエ星の固有分極を決定します。2.5D流体力学シミュレーションを使用して、ウォルフ・ライエ星の回転風の構造を計算しました。シミュレーションは、回転、重力減光、および非放射力による恒星表面の変形を説明します。導出されたモデルから、固有の恒星偏光を計算しました。質量損失率は、ウォルフ・ライエ星の現実的な風密度を考慮に入れてスケーリングされました。流体力学的風モデルは、比較的低レベルの分極につながる扁長風構造を予測します。比較的大きな回転速度でさえ、観測上の制約によって許容されます。得られた風の構造は、光学的に薄い風を回転させるために以前に得られたものと類似しています。研究されたウォルフ・ライエ星の回転速度の導出された上限は、長時間のガンマ線バーストのモデルと矛盾していません
KIC11145123の2次元内部回転
KIC11145123の二次元内部回転は、星震学によって推測されています。最適に局所化された平均化法と内部回転の単純な3ゾーンモデリングに基づいて、放射領域の内部回転と対流コアの内部回転との対比の証拠が見つかりました。放射領域は領域全体でほぼ均一に回転しますが、対流コアは上の放射領域よりも約6倍速く回転している可能性があります。また、外側のエンベロープに緯度差回転のわずかに有意な証拠が見つかりました。星の内部回転のこれらの新しく示された特徴は、星内部の角運動量輸送の理論をさらに制約するのに役立つだけでなく、かつて主系列A型星であると考えられていた星の複雑な物理的特性を理解するのに役立ちますしかし最近、分光法に基づいて、青色はぐれ星であることが提案されました。
ほこりっぽい宇宙の光ピンセット
| Title |
Optical_tweezers_in_a_dusty_universe |
| Authors |
P._Polimeno,_A._Magazzu,_M._A._Iati,_R._Saija,_L._Folco,_D._Bronte_Ciriza,_M._G._Donato,_A._Foti,_P._G._Gucciardi,_A._Saidi,_C._Cecchi-Pestellini,_A._Jimenez_Escobar,_E._Ammannito,_G._Sindoni,_I._Bertini,_V._Della_Corte,_L._Inno,_A._Ciaravella,_A._Rotundi,_O._M._Marago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06397 |
光ピンセットは、集束レーザービームに基づく強力なツールです。それらは、液体、空気、真空などのさまざまな媒体内のさまざまな微視的およびナノ微視的粒子をトラップ、操作、および調査することができます。この非接触技術の主要なアプリケーションは、多くの分野で開発されています。この進歩にもかかわらず、惑星探査への光トラッピングアプリケーションはまだ開発されていません。ここでは、光ピンセットを使用して地球外の粒子状物質をトラップし、特性評価する方法について説明します。特に、T行列形式の光散乱理論を利用して、天体物理学的に関心のあるさまざまな複雑な粒子の放射圧と光トラップ特性を計算します。私たちの結果は、宇宙ピンセットの用途を目指して、制御された実験室実験で、私たちの惑星上の地球外粒子の調査に展望を開きます：宇宙または惑星体の表面の塵粒子をトラップして特徴づけるために使用される光ピンセット。
| Title |
Probing_the_axion-nucleon_coupling_with_the_next_generation_of_axion_helioscopes |
| Authors |
Luca_Di_Luzio,_Javier_Galan,_Maurizio_Giannotti,_Igor_G._Irastorza,_Joerg_Jaeckel,_Axel_Lindner,_Jaime_Ruz,_Uwe_Schneekloth,_Lukas_Sohl,_Lennert_J._Thormaehlen,_Julia_K._Vogel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06407 |
有限のアクシオン-核子結合は、QCDアクシオンではほぼ避けられないものであり、熱励起とそれに続く太陽でのFe-57同位体の脱励起によるアクシオンの生成につながります。最新の放出率を採用してこのフラックスの太陽限界を修正し、提案された国際アクシオン天文台IAXOとその中間段階のBabyIAXOの感度を調査してこれらのアクシオンを検出します。さまざまな現実的な実験オプションを比較し、信号のモデル依存性について説明します。すでにBabyIAXOは、核子結合を介した以前の太陽アクシオン検索をはるかに超える感度を備えており、IAXOはこれを1桁以上改善できます。
タキオン暗光子生成による非熱的に閉じ込められたインフレーション
| Title |
Non-thermally_trapped_inflation_by_tachyonic_dark_photon_production |
| Authors |
Naoya_Kitajima,_Shota_Nakagawa,_Fuminobu_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06696 |
タキオン予熱を介してアクシオン凝縮によって暗い光子が生成される場合、U（1）$_{\rmH}$ゲージ対称性の下で帯電した暗いヒッグス場が長い間原点にトラップされることを示します。閉じ込められた暗いヒッグスは、遅い時間のインフレを引き起こし、大量のエントロピーを生み出す可能性があります。熱インフレーションとは異なり、ダークヒッグスポテンシャルは非常に平坦である必要はありません。これは、ダークヒッグスの有効質量が、運動量が非常に小さいダークフォトンの大きな場の値によって強化されるためです。インフレーション後、暗いヒッグスは崩壊して巨大な暗い光子になり、それはさらに動的混合によってSM粒子に崩壊します。再加熱を成功させるために動的混合が下に制限されているため、実行可能なパラメーター空間の大部分が暗い光子の将来の実験的検索の範囲内にあることを示します。
ベクトルセンサーのネットワークによるアクシオンと暗光子の分析
信号の特定の空間成分に敏感なベクトルセンサーのネットワークの形式を開発して、明るいアクシオンまたは暗い光子の背景の特性を識別します。これらのボゾン場は、スピン歳差運動を引き起こす有効磁場、シールドされた部屋の有効電流、物質にかかる力など、検出器内のベクトルのような信号に寄与します。ベクトルセンサーのペアとそれらを分離するベースラインとの相互作用により、角度分布、偏光モード、光源の位置特定、巨視的な円偏光など、ボソンの豊富な情報が明らかになる可能性があります。このようなネットワークを使用すると、アクシオン-フェルミオン結合と暗光子との双極子結合を区別するなど、潜在的な信号の微視的な性質を特定できます。
Cuscutonインフレ
（一般化された）cuscutonモデルが標準的な単一スカラー場のインフレーションに与える影響を研究します。一般化されたcuscutonモデルは、スカラーの自由度が非動的になり、テンソルの自由度が2つしかない空間共変重力によって特徴付けられます。非動的スカラー場の存在はインフレーションを損なうことはありませんが、代わりに、一般に、修正はスローロール抑制され、ほとんどスケール不変のパワースペクトルになります。ただし、比較的独立して調整できる追加の自由パラメーターにより、振幅や原始パワースペクトルのスペクトルインデックスなど、観測可能な量のパラメーター範囲が大きくなります。カスクトンモデルの場合、曲率バイスペクトルの非ガウス性はスローロールパラメータによって抑制されるため、現在の実験的制約の外では、一般化されたカスクトンモデル（GLPVクラス外のもの）はわずかに強化されたバイスペクトルにつながる可能性があります。将来または進行中の実験によって制約されます。
| Title |
Manifesting_hidden_dynamics_of_a_sub-component_dark_matter |
| Authors |
Ayuki_Kamada,_Hee_Jung_Kim,_Jong-Chul_Park,_Seodong_Shin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06808 |
多成分暗黒物質シナリオにおける独特の宇宙論的ダイナミクスと、暗黒物質のサブドミナント成分の探査におけるその影響を強調します。サブコンポーネントの暗黒物質の熱進化は、サブ${\rmGeV}$の質量で自然に実現されるかなりの自己散乱の影響を大きく受けることがわかります。暗黒物質種の中で相対的な存在量の割合が小さいと考えると、サブコンポーネントに必要な消滅断面積は急激に増加します。したがって、素朴な予想に反して、直接/間接検出実験および宇宙論的観測では、存在量の割合が少ないサブコンポーネントを検出する方が簡単な場合があります。加速器ベースの実験の現在の結果と組み合わせると、$10\、\％$よりも小さい存在量の割合は非常に嫌われます。例としてダークフォトンポータルシナリオを取り上げて、これを示します。それにもかかわらず、存在率が$10\、\％$より大きい場合、サブドミナントコンポーネントのウォームダークマター制約は、加速器ベースの実験によって精査されたパラメーター空間を補完することができます。
BAO測定による宇宙原理のヌルテスト
フリードマン・ルマ・イトル・ロバートン・ウォーカー（FLRW）宇宙の仮定は、現代の宇宙論の基本的な柱の1つです。$\Lambda$CDMパラダイムの有効性を確認（または除外）するには、宇宙論的観測と対峙することが重要です。モデルに依存しない方法でバリオン音響振動の放射状モードと横方向モードの両方の測定値を使用してFLRWメトリックの整合性テストを実行し、$2\sigma$信頼水準でそのような仮説が逸脱したというヌルの証拠を見つけます。
